Здесь можно найти учебные материалы, которые помогут вам в написании курсовых работ, дипломов, контрольных работ и рефератов. Так же вы мажете самостоятельно повысить уникальность своей работы для прохождения проверки на плагиат всего за несколько минут.
Предлагаем нашим посетителям воспользоваться бесплатным программным обеспечением «StudentHelp», которое позволит вам всего за несколько минут, выполнить повышение оригинальности любого файла в формате MS Word. После такого повышения оригинальности, ваша работа легко пройдете проверку в системах антиплагиат вуз, antiplagiat.ru, РУКОНТЕКСТ, etxt.ru. Программа «StudentHelp» работает по уникальной технологии так, что на внешний вид, файл с повышенной оригинальностью не отличается от исходного.
Результат поиска
Наименование:
Контрольная Индивидуальная самостоятельная работа по астрофизике в 2 вариантах
Информация:
Тип работы: Контрольная.
Предмет: Астрономия.
Добавлен: 11.05.2018.
Год: 2018.
Страниц: 10.
Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%
Описание (план):
Работа содержит решение 20 задач (по 10 в каждом варианте) В данной работе подробно описано решение 20 задач с рисунками по предмету: Астрофизика. Задания для индивидуальной самостоятельной работы по астрофизике Индивидуальное задание №1
Вариант №1 1. Чему равна разность видимых звездных величин двух звезд, если блеск одной звезды больше блеска другой в 10 000 раз? Решение Воспользуемся формулой Погсона, связывающей разность звездных величин и отношение их блесков:
По условию, , тогда ,
Ответ: разность звездных величин 10m.
2. Вычислите абсолютную звездную величину Сириуса, зная, что его параллакс 0,375", а видимая звездная величина –1,5m. Решение Зная параллакс звезды ?=0,375", находим расстояние до нее в парсеках: . Для нахождения абсолютной звездной величины воспользуемся формулой, связывающей ее с видимой величиной и расстоянием до звезды: , где расстояние r выражено в парсеках.
Ответ: абсолютная звездная величина Сириуса 1,4m.
3. Определите звездное время S верхней кульминации точки весеннего равноденствия ?. Решение Момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия принимается за начало звездных суток, следовательно, звездное время в этот момент S=0h00m. Ответ: S=0h00m.
4. Определите часовой угол t Солнца 21 июня в момент, когда S=18ч. Решение Звездное время в любой момент времени равно прямому восхождению какого-либо светила плюс его часовой угол: . Отсюда часовой угол светила . 21 июня Солнце находится вблизи точки летнего солцестояния, которое наступает 22 июня. Его прямое восхождение в точке летнего солцестояния равно 90° или 6h. За сутки прямое восхождение Солнца увеличивается примерно на 4m, тогда 21 июня для Солнца ?=6h–4m=5h56m. Для часового угла получим: . Ответ: часовой угол Солнца t=12h04m или 181°.
5. Определите условие верхней кульминации для светила, если ? ? 0; ??? ? ???. Решение
Рассмотрим сечение небесной сферы плоскостью небесного мередиана. На рисунке ZZ – отвесная линия, NS – полуденная линия, PP – ось мира, QQ – линия пересечения с плоскостью небесного экватора. Поскольку высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения, . В момент верхней кульминации светило М находится на небесном меридиане (ближе к точке Q). Склонение светила отсчитывается от экватора в плоскости меридиана, тогда . По условию, ?›0 (светило находится в северном полушарии), |?| ‹ |?|. Поскольку (как углы со взаимно перпендикулярными сторонами), то , т.е. светило в верхней кульминации находится к югу от зенита. Высота светила в верхней кульминации при этом определяется углом . Из рисунка видим, что . При этом , откуда . Для зенитного расстояния получаем: . Ответ: условие верхней кульминации для светила с заданным ?: или .
6. Незаходящая звезда имела высоту в нижней кульминации hн=270 и hв=710 в верхней к северу от зенита. Найти склонение ? этой звезды и широту ? места наблюдения. Решение Запишем условие для высоты светила в нижней кульминации
и для высоты в верхней кульминации, происходящей к северу от зенита . Складывая эти равенства, получим: ,
Склонение звезды находим из одного из соотношений: , Ответ: ?=68°, ?=49°.
7. Через какое время по звездным часам после верхней кульминации звезды наступает ее нижняя кульминация? Решение В момент верхней кульминации часовой угол светила равен нулю: t1=0, а звездное время , ? – прямое восхождение звезды. В момент нижней кульминации часовой угол звезды t2=180° или t2=12h, звездное время . Следовательно, до момента нижней кульминации по звездным часам проходит 12h. Ответ: от верхней до нижней кульминации звезды по звездным часам проходит 12h.
8. Долгота города Сумы равна 2ч19м. Определите разность местного и поясного времени в нем. Решение. Город Сумы находится во втором часовом поясе, который распложен примерно между долготами 1h30m и 2h30m. Центральный мерединан пояса, время которого и принимается за поясное время, имеет долготу 2h. Следовательно, разность местного и поясного времени составляет 19m (поскольку пункт расположен восточнее центрального меридиана пояса, местное время опережает поясное). Ответ: местное время опережает поясное на 19m.
9. Определите географическую долготу пункта наблюдения, если верхняя кульминация Солнца на его меридиане наблюдалась 20 ноября в 15ч по киевскому времени. Уравнение времени в этот день было равно ?=– 14м30с. Решение В момент верхней кульминации Солнца на мередиане наблюдения наступает истинный полдень, т.е. . Среднее солнечное время в том же месте связано с истинным уравнением времени: . Местное среднее солнечное время любого пункта равно всемирному времени (времени на Гринвиче) плюс долгота данного пункта: . Для киевского времени (времени второго часового пояса) имеем: . Вычитая эти равенства, получаем: , откуда . Знак указывает, что пункт наблюдения находится к западу от Гринвича. Переводя часовые единицы в угловые, получаем: . Ответ: долгота пункта 18°3730" к западу от Гринвича.
10. В какой фазе находилась Луна в день летнего солнцестояния, если ее прямое восхождение было равно 11 часов 50 минут?
Решение В день летнего солнцестояния прямое восхождение Солнце равно 6h. Прямое восхождение Луны отличается от солнечного на . При этом прямое восхождение Луны больше, чем Солнца, следовательно, она находится восточнее Солнца (прямое восхождение отсчитывается от точки весеннего равноденствия против направления вращения небесной сферы, т.е. к востоку). Поскольку разность восхождений близка к 6h или 90°, Луна находится почти в восточной квадратуре, что соответствует первой четверти. Ответ: фаза Луны близка к первой четверти.
Индивидуальное задание №2 Вариант №1 1. Как изменится оптическая длина телескопа L при увеличении фокусного расстояния объектива F в 2 раза? Решение Оптическая длина телескопа равна сумме фокусных расстояний объектива и окуляра: . Поскольку фокусное расстояние окуляра f мало по сравнению с фокусным расстоянием объектива, можно считать, что L?F. Следовательно, при увеличении фокусного расстояния объектива F в 2 раза оптическая длина телескопа также увеличится в 2 раза. Ответ: увеличится в 2 раза.
2. Как изменится время прохождения экваториальных светил в поле зрения различных телескопов при наблюдении с одним и тем же окуляром, если фокусное расстояние F1 объектива первого телескопа больше фокусного расстояния F2 объектива второго телескопа в 3 раза? Решение Поле зрения определяет угловой размер области неба, которая видна в телескоп. Оно может быть найдено из соотношения: , где w – поле зрения окуляра, – угловое увеличение телескопа, F – фокусное расстояние объектива, f – фокусное расстояние окуляра. По условию, окуляр один и тот же, следовательно, числитель остается постоянным, а поле зрения будет обратно пропорционально фокусному расстоянию объектива. Поскольку у первого телескопа фокусное расстояние больше в 3 раза, поле зрения первого телескопа в 3 раза меньше. Движение экваториальных светил происходит с постоянной скоростью (15 в час), а потому прохождение поля зрения первого телескопа занимает в 3 раза меньшее время. Ответ: время прохождения экваториальных светил в поле зрения первого телескопа в 3 раза меньше, чем для второго.
3. В телескоп какого наименьшего диаметра можно увидеть двойную звезду ? Овна (1,007")? Решение Для того, чтобы компоненты двойной звезды были видны раздельно, нужно, чтобы размер дифракционного кружка звезды был меньше, чем угловое расстояние между компонентами. Угловой радиус центральной области дифракционного изображения звезды в радианах определяется соотношением: , где ? – длина волны используемого излучения, D – диаметр объектива. Отсюда , . Принимая ?=5,5•10-7 м и учитывая, что 1 рад=206265", находим:
Ответ: диаметр объектива должен быть не менее 14 см.
4. Имеет ли смысл использовать телескоп диаметром 8 см при наблюдении звездного скопления М 38 (7m), расположенного в созвездии Возничий? Решение Проницающая сила телескопа (предельная звездная величина светила, которое еще наблюдается в телескоп в зените) приближенно оценивается по формуле: , где D – диаметр телескопа в мм. Для заданного телескопа получаем: , что существенно больше видимой звездной величины скопления. Следовательно, использовать телескоп имеет смысл. Ответ: имеет.
5. Если бы ось вращения Земли была перпендикулярна к плоскости эклиптики, как это повлияло бы на продолжительность дня в разных точках Земли в разное время года? Решение Если бы ось Земли была перпендикулярна плоскости эклиптики, небесный экватор совпадал бы с эклиптикой, а склонение Солнца постоянно было бы равно нулю. Такое бывает в дни равноденствий, при этом день примерно равен ночи в любой точке земного шара. Вследствие того, что солнце не точечный объект, а диск, продолжительность дня была бы немного больше продолжительности ночи. Дополнительно день увеличивался бы также за счет атмосферной рефракции, которая поднимает светила над горизонтом. Следовательно, продолжительность дня была бы немногим больше 12 ч, продолжительность ночи - немного меньше. На полюсах вследствие этих факторов Солнце не заходило бы круглые сутки, двигаясь вблизи горизонта (т.е. там постоянно был бы полярный день). Ответ: на полюсах был бы постоянно полярный день, в других точках Земли продолжительность дня и ночи была бы постоянной (день немного больше 12 ч, ночь – немного меньше).
6. Поперечник самого крупного на Луне Моря Дождей около 1000 км. Под каким углом оно наблюдается с Земли (расстояние 3,86•105 км)? Решение Линейные и угловые размеры связаны соотношением: , где ? – угловой размер в радианах, r – расстояние до Луны. Учитывая, что 1 рад=206265", находим угловой диаметр в угловых секундах: . Ответ: под углом 9.
7. Можно ли наблюдать Венеру утром на западе, а вечером на востоке? Решение Для того, чтобы наблюдалось заданные в условии явления, удаление Венеры от Солнца должно быть около 180°. Однако Венера всегда наблюдается вблизи Солнца, а максимальное ее удаление от Солнца не превышает 48°. Следовательно, утром она может наблюдаться только на востоке, а вечером – только на западе. Наблюдать Венеру утром на западе или вечером на востоке нельзя. Ответ: нельзя.
8. Какова большая ось орбиты кометы Галлея, если период ее обращения 76 лет? Решение Применим к движению кометы третий закон Кеплера, сравнивая ее с движением Земли. В соответствии с ним, квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей их орбит: , где Т, а – период обращения и большая полуось орбиты кометы, Т?, а? – то же для Земли. Отсюда находим: , . Учитывая, что сидерический период обращения Земли вокруг Солнца 1 год, а большая полуось ее орбиты равна 1 а.е., получим:
Тогда большая ось орбиты
Ответ: большая ось орбиты кометы 35,8 а.е.
9. Радиус солнечного диска (R?= 6,96•105 км) наблюдается с Земли в среднем под углом 16, а сравнительно большая фотосферная гранула – приблизительно под углом 0,6". Чему равен размер такой гранулы в километрах? Решение Линейный радиус Солнца связан с угловым радиусом (в рад) соотношением: , где r – расстояние до Солнца. Аналогично для линейного размера гранулы можем записать: . Разделив эти соотношения, получаем: , . Учитывая, что отношение углов одинаково что в радианной, что в градусной мере, получаем:
Ответ: размер гранулы 440 км.
10. Линии спектра далекой галактики оказались сдвинутыми на величину, равносильную скорости удаления от нас в 15000 км/с. Определите расстояние до нее? Каков ее размер, если она видна как пятнышко 20" в диаметре? Решение Поскольку галактика далекая, для нее справедлив закон Хаббла, согласно которому скорость удаления галактики (радиальная скорость) пропорциональна расстоянию до нее: , где Н – постоянная Хаббла. Принимая для постоянной Хаббла значение , находим расстояние до галактики: . Размер галактики находим, зная ее угловой размер ? и расстояние: . Учитывая, что ? нужно выражать в радианах, получаем: . Ответ: расстояние до галактики 200 Мпк, ее размер 19 кпк. ...
